3. Эволюция Вселенной

Возраст Вселенной. Одним из наиболее важных и интересных результатов космологических исследований в XX в. является определение возраста Вселенной. Ограниченность эволюции Вселенной во времени приводит к понятию ее возраста. Вселенная расширяется, изменяется, значит, у нее есть своя история, время возникновения и время исчезновения, гибели. Можно сказать, что у нее есть своя биография, имеющая даты рождения и смерти.

Возраст Вселенной легко определяется через знание величины постоянной Хаббла (Н). Современная оценка этой постоянной от 50 до 100 км/ (с-Мпк). Обратная величина t = 1/Н имеет размерность времени и означает приблизительный возраст нашей Вселенной. Он составляет от 10 до 20 млрд. лет. При выборе Н – 75 км/(с-Мпк) возраст Вселенной составляет примерно 13 млрд. лет. Именно эта величина возраста Вселенной в настоящее время принимается как наиболее предпочтительная. Ее нельзя считать окончательной. Многое зависит от закономерностей изменения постоянной Хаббла во времени. Пока твердых данных на этот счет нет. Если окажется, что расширение Вселенной идет с замедлением, то придется уменьшить оценку возраста Вселенной, а если окажется, что во Вселенной действуют космологические силы отталкивания, то возраст Вселенной может оказаться и большим, чем 20 млрд. лет.

Эволюция Вселенной

Важнейшим направлением разработки теории нестационарной Вселенной в XX в. явилось исследование физических процессов в начальные моменты Вселенной. Центральным здесь оказался вопрос о смысле сингулярности.

Качественно новым и глубоким шагом в изучении начальных состояний Вселенной была разработка модели горячей Вселенной (Дж. Гамов и его сотрудники в 1948— 1956 гг.). В соответствии с этой концепцией, Вселенная на ранних стадиях расширения характеризовалась высокой плотностью и высокой температурой вещества.

В теории горячей Вселенной предполагается, что Вселенная возникла спонтанно в результате взрыва из состояния с большой плотностью и энергией (состояние сингулярности). По мере расширения Вселенной температура падала (сначала быстро, а затем все медленнее) от очень большой до довольно низкой, обеспечивавшей возникновение условий, благоприятных для образования звезд и галактик. На протяжении около 1 млн. лет температура превышала несколько тысяч градусов, что препятствовало образованию атомов, и космическое вещество имело вид разогретой плазмы, состоящей из ионизированных водорода и гелия. Лишь когда температура Вселенной понизилась приблизительно до температуры поверхности Солнца, возникли первые атомы. Таким образом, атомы — это реликты эпохи, наступившей через 1 млн. лет после Большого взрыва.

Модель горячей Вселенной получила экспериментальное подтверждение после открытия в 1965 г. реликтового излучения – микроволнового фонового излучения с температурой около 2,7 К. ( Косвенным подтверждением служит обилие гелия, превышающее повсеместно 22% по массе и высокое содержание дейтерия, происхождение которого можно объяснить лишь ядерными реакциями синтеза легких элементов в горячей Вселенной).

Рождение Вселенной.

Акт первый: инфляция физического вакуума.

Согласно инфляционной теории, Вселенная возникает из физического вакуума за счет фазового перехода первого рода;

Физический вакуум — низшее энергетическое состояние квантовых полей, для которого характерно отсутствие каких-либо реальных частиц. Физический вакуум обладает ненулевым значением плотности энергии и давления, поэтому в нем происходят виртуальные процессы (порождения и аннигиляции частиц и др.). Вакуум описывается скалярными полями, для которых характерны квантовые флуктуации. Сингулярность — это и есть квантовая флуктуация вакуума. Физический вакуум — форма материи, характеризующаяся активностью, возникновением и уничтожением виртуальных частиц (постоянно «кипит», но не выкипает) и способностью находиться в одном из многих состояний с сильно различающимися энергиями и давлениями, причем эти давления – отрицательные.

Возбужденное состояние физического вакуума («ложный вакуум»), способено создать гигантскую силу космического отталкивания. Эта сила и вызвала безудержное и стремительное раздувание «пузырей пространства» (зародышей одной или нескольких вселенных, каждая из которых характеризуется своими фундаментальными постоянными), в которых концентрировались колоссальные запасы энергии.

Скорость раздувания значительно превосходила световую. Данный тип раздувания был назван инфляцией. Такое быстрое расширение означает, что все части Вселенной разлетаются, как при взрыве.

Но фаза инфляции не может быть длительной. Отрицательный (ложный) вакуум неустойчив и стремится к распаду. Когда распад завершается, отталкивание исчезает, исчезает и инфляция. Вселенная переходит во власть обычного гравитационного притяжения. «Часы» Вселенной в этот момент показывали всего 10^-34 с. Но благодаря полученному первоначальному импульсу, приобретенному в процессе инфляции, расширение Вселенной продолжается, но неуклонно замедляется. Постепенное замедление расширения Вселенной – это единственный след, который сохранился до настоящего времени от периода инфляции.

В фазе инфляции Вселенная была пустой и холодной. Но по окончании фазы огромные запасы энергии, сосредоточенные в исходном физическом вакууме, высвободились в виде излучения, которое мгновенно нагрело Вселенную до температуры примерно 10²⁷ К и энергии 10¹⁴ ГэВ. А это и есть Большой взрыв.

С этого момента начинается эволюция горячей Вселенной. Благодаря энергии возникли вещество и антивещество, затем Вселенная стала остывать и испытывать последовательные фазовые переходы, в которых постепенно стали «кристаллизоваться» все ее фундаментальные взаимодействия, наблюдаемые сегодня.

Акт второй: Большой взрыв и его последствия. Большой взрыв связан с эрой Великого объединения: возраст Вселенной всего лишь 10^~34 с, а температура около 10²⁷ К. Выделение громадной энергии приводит к порождению из физического вакуума множества разнообразных виртуальных частиц. Космос заполняется смесью частиц. Важнейшими ее составляющими были сверхмассивные частицы – переносчики взаимодействия в теориях Великого объединения, так называемые Х- и Y-частицы. Именно эти частицы привели к асимметрии в соотношении вещества и антивещества.

Как показал А.Д. Сахаров (1967), при падении Т< 10²⁷ К Х- и Y –бозоны уже не могут эффективно рождаться, задерживается и процесс аннигиляции; начинает преобладать процесс распада. В результате появляется небольшой избыток частиц по отношению к античастицам: на каждый миллиард античастиц рождается миллиард плюс одна частица. Несмотря на малость этого эффекта, он играет решающую роль.

По мере остывания Вселенной, антивещество аннигилировало с веществом, но при этом остался избыток вещества по отношению к веществу в одну частицу на миллиард. Именно этот мизерный остаток и послужил материалом, из которого построена вся Вселенная, включая человека. Если бы этого остатка не было, то мир был бы заполнен только полем, но не веществом. Можно сказать, что вещество возникло благодаря оплошности природы. (Теперь понятно, почему во Вселенной так мало антивещества.) В результате аннигиляции (превращение одних частиц при столкновении в другие частицы) возникло мощное гамма-излучение. По мере расширения Вселенной оно постепенно остывало. И к настоящему времени превратилось в так называемое фоновое тепловое излучение с температурой 2,7 К, которое несет в себе значительную часть энергии Вселенной.

Вплоть до 10^~12с после Большого взрыва температура была высока (Т >10¹⁵К) и особенности материи во Вселенной резко отличались от её современного состояния:

• адроны еще не образовались;

• не различались слабое и электромагнитное взаимодействия (электроны, мюоны и нейтрино не существовали в обычном виде; свойства фотонов перемешаны со свойствами W- и Y-частиц);

• кварки и легионы еще существенно не различаются, не обладают массой покоя и др.

Однако вещество не могло продолжительно существовать в столь нестабильной фазе. Падение температуры ниже 1015 К вызывает внезапный переход, напоминающий замерзание воды и образование льда. В этот момент (10^~12 с) нарушается калибровочная симметрия и электромагнитное взаимодействие отделяется от слабого. W- и Z-бозоны, кварки и лептоны приобретают массу, а фотон остался безмассовым. Результатом этого перехода явилось возникновение электронов, нейтрино, фотонов и кварков.

Следующий фазовый переход происходит при Т = 10¹³ К и приводит к конденсации кварков. Кварки объединяются в группы (попарно или по три) и образуются адроны (протоны, нейтроны, мезоны и другие, сильно взаимодействующие частицы). С этого момента (10^-5с) открылся прямой путь для ядерных реакций – синтеза гелия.

При Т = 2*10¹⁰ К и t= 0,2с нейтрино перестают взаимодействовать с частицами. Поскольку нейтрино стабильны и очень слабо взаимодействуют с веществом, они легко перемещаются во Вселенной, только их энергия уменьшается из-за ее расширения.

Сценарии будущего Вселенной. Теоретическое моделирование будущего Вселенной различается в «открытых» и «закрытой» ее моделях.

«Закрытая» модель предполагает, что в будущем расширение Вселенной сменится ее сжатием. Исходя из общей массы Вселенной 10⁵³т, можно предположить, что через 30 млрд. лет она начнет сжиматься и через 50 млрд. лет вновь вернется в сингулярное состояние (полный цикл расширения и сжатия Вселенной составляет примерно 100 млрд. лет).

Вселенная может быть представлена как система, испытавшая множество эволюционных циклов. При переходе от одного цикла к другому некоторые общие параметры Вселенной (Метагалактики), ее законы могут изменяться (могут изменяться фундаментальные физические константы).

В соответствии с «открытыми» моделями уже через 10¹⁴лет многие звезды остынут, что через 10¹⁵лет приведет к тому, что планеты начнут отрываться от своих звезд, а звезды покидать свои галактики. Через 10¹⁹ лет большая часть звезд покинут свои галактики и превратятся в черные карлики. Центральные области галактик образуют черные дыры. Галактики прекращают свое существование.

Дальнейшая эволюция будущей Вселенной не вполне ясна. Если обнаружится, что протон нестабилен и распадается через 10³¹ лет на γ-квант и нейтрино, то Вселенная и будет представлять собой совокупность нейтрино, квантов света с убывающей энергией и черных дыр. Самые массивные черные дыры испарятся за 10⁹⁶ лет, через 10¹⁰⁰ лет во Вселенной останется лишь электронно-позитронная плазма ничтожной плотности.

Если же протон стабилен, то через 10⁶⁵ лет любое твердое вещество превратится даже при абсолютном нуле в жидкость. Все оставшиеся черные карлики станут жидкими каплями. А через 10¹⁵⁰⁰ лет любое вещество станет радиоактивным, и все жидкие капли (т.е. бывшие звезды) станут железными. От грандиозной и разнообразнейшей Вселенной останутся только жидкие холодные железные капли!

₂₆

Через 10¹⁰ , железные капли превратятся в «черные дыры». Эти «черные дыры» за относительно небольшой промежуток времени 10⁶⁷ лет испарятся, превратив Вселенную в поток сверхдлинноволновых квантов и электронно-позитронную плазму. Такое состояние – окончательная «смерть» Вселенной или ее возврат в исходную фазу — физический вакуум.